Du ciel et de la terre

Des taches rouges à la loupe

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Cette nuit, comme beaucoup de sites des grands télescopes abordent le même sujet, la capture par surprise des tous premiers instants de l’explosion d’une supernova SN 2008D dans la galaxie NGC 2770, je préfère aborder un autre sujet.

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Plan large : 1 043 x 1 107 pixels

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Vue combinée à partir des données de la sonde New Horizon et du télescope spatial Hubble de la petite tache rouge de Jupiter. Les couleurs sont presque identiques à celles du visible.

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Dirigeons-nous vers Jupiter, la plus importante des planètes de notre système solaire. Un article à paraître en juin dans Astronomical Journal nous permet de revisiter la « petite tache rouge » de Jupiter (LRS = Little Red Spot). (voir dernière note sur le sujet du 25 mars 2007)

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Bref rappel historique : LRS est née de la fusion de trois petites tempêtes blanches, observées depuis les années 30, en 1998 et en 2000. En 2005, elle s’est brusquement parée de rouge comme sa grande sœur la grande tache rouge (GRS pour Great Red Spot)

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Les scientifiques ont combiné les informations recueillies par la sonde New Horizon, en route vers Pluton, lors de son survol en février 2007 à celles enregistrées depuis l’espace par le télescope Hubble et celles depuis la Terre par le Very Large Telescope de l’ESO au Chili.

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Plan large : 1 043 x 1 028 pixels

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Les chercheurs ont enregistré la vitesse des vents au sein de LRS, ils atteignent entre 155 et 190 mètres par seconde, soit plus de 600 km/h ! Sur la carte ci-dessus les scientifiques ont figuré par des vecteurs la direction et la force des vents de l’anticyclone qui atteint un diamètre similaire à celui de la Terre.

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Pour le Dr Andrew F. Cheng, Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory (JHUAPL), responsable de l’équipe scientifique : « cette tempête est encore en voie de développement et quelques uns des changements restent mystérieux. L’ensemble des données recueillies nous donne des informations sur la structure et la composition de LRS et nous attendons d’en apprendre beaucoup plus sur la manière dont ces grandes perturbations atmosphériques se forment dans l’ensemble du système solaire ».

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Les nouvelles observations confirment que les structures thermiques, la vitesse des vents, les nuages, et les caractéristiques de LRS sont similaires à celles de GRS. Les deux anticyclones s’étendent dans la stratosphère bien au-dessus des autres tempêtes plus petites.

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La vitesse des vents de LRS est en augmentation depuis les observations réalisées lors du passage de Galileo il y a sept ans. Ce qui renforce la théorie qui explique le changement de couleur de LRS par l’apport de matériel non encore déterminé provenant des profondeurs de l’atmosphère jupitérienne.

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Depuis plusieurs années Jupiter nous montre des signes de profondes modifications. La GRS diminue régulièrement de taille. La zone active équatoriale du sud s’est éloignée de la grande tâche rouge devenue isolée. Dans cette zone est apparue une tempête au nord de la LRS. Beaucoup des nuages de Jupiter montrent des modifications spectaculaires de leurs aspects.

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Les scientifiques s’interrogent sur l’évolution future des deux taches rouges. Ils notent que les interactions de LRS avec la zone tropicale où figure la nouvelle tempête mentionnée ci-dessus, et celle située au sud de LRS pourrait bien permettre une inversion des tailles des taches : LRS se transformera-t-elle en GRS et inversement ?

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La surveillance de Jupiter dans les années à venir pourrait apporter encore bien des surprises…

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Outre A.F. Cheng, les autres auteurs de l’article sont : A.A. Simon-Müller (NASA, Goddard Space Flight Center), H.A. Weaver (JHUAPL), K.H. Baines, G.S. Horton, P.A. Yanamandra-Fisher (tous trois du Jet Propulsion Laboratory, NASA), O. Mousis (Institut UTINAM, CNRS), E. Pantin (Centre d’études atomiques, Saclay), L. Vanzi (ESO), L.N. Fletcher (Clarendon Laboratory, University of Oxford, UK), J.R. Spencer (Southwest Research Institute), S.A. Stern (NASA), J.T. Clarke (Boston University), M.J. Mutchler et K.S. Noll (tous deux de Space Telescope Science Institute).

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Crédit images : NASA, JHUAPL, Southwest Research Institute

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Source : JHUAPL

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Où Dioné la glacée est dévoilée par atlas

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Cette année, après Japet et Théthis, CICLOPS, le centre qui gère l’imagerie de la sonde Cassini, nous présente une carte d’une autre lune de Saturne : Dioné (1 125 km de diamètre). Elle a été réalisée à partir des 449 clichés pris par Cassini lors de ses survols de la lune glacée, complétés pour les données manquantes des pôles par les images réalisées lors du survol de Voyager en 1981.

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Plan large : 1 024 x 581 pixels

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Plan très large : 6 204 x 3 522 pixels

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A titre de comparaison, voici la carte de Dioné présentée par CICLOPS en 2006.

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Plan large : 1 024 x 593 pixels

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Plan très large : 7 944 x 4 601 pixels

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De la carte générale a été dressé un atlas de 15 cartes locales détaillées au 1/100 000 ème. L’ensemble a été conçu grâce aux cartographes dirigés par le Dr Thomas Roatsch, planétologue du centre spatial allemand (DLR), membre de l’équipe Cassini, et associé à l’équipe du Dr Gerhard Neukum de la Freie Universität Berlin (souvent cité sur ce blog lors de nos promenades commentées sur Mars).

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Les atlas des lunes de Saturne sont destinés à devenir des ouvrages de référence pour toute la communauté scientifique pour les études à venir. Ils seront modifiés en fonction des images réalisées lors des éventuels futurs survols de la sonde Cassini.

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Lorsqu’il rencontre un nouveau monde, l’homme a besoin de pouvoir nommer les particularités géographiques qu’il découvre. En ce qui concerne Dioné, les patronymes sont issus de l’Ennéide de Virgile. A l’occasion de la parution du nouvel atlas, l’Union Astronomique Internationale a accepté les propositions soumises par l’équipe de l’imagerie de Cassini pour 45 nouvelles dénominations topographiques de Dioné.

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Le choix d’un tel sujet m’ouvre une voie royale pour la dédicace de cet article à un artiste graveur, arpenteur du Ciel et de la Terre à bord de son atelier-jonque des géométries spirituelles : Jean-Pierre Tingaud

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Crédit images : NASA, JPL, Space Science Institute

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Sources : CICLOPS et Carolyn Porco

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Lorsque le lézard s’enflamme

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Le 25 avril dernier, l’instrument russe Konus monté sur le satellite Wind de la NASA, enregistrait une brusque augmentation de la luminosité d’une étoile. Moins de deux minutes plus tard, le télescope spatial rayons X Swift prenait le relai. L’éruption solaire était tellement violente que l’instrument ultraviolet de Swift en a été saturé et qu’il du s’arrêter pour des raisons de sécurité. L’éruption (flare en anglais) a perduré pendant huit heures dans la gamme des rayons X faisant momentanément de l’étoile une des sources X les plus lumineuses du ciel.

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Vue d’artiste de l’éruption de EV Lacertae ; crédit image : Casey Reed/ NASA

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Plan large : 1 024 x 694 pixels

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Plan très large : 2 000 x 1 355 pixels

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A la grande surprise des astronomes l’étoile en éruption fait partie de la classe d’étoiles la plus abondante dans l’univers : les naines rouges.

EV Lacertae est située seulement à 16 années lumière de nous dans la constellation du Lézard. Sa petite taille la rend habituellement invisible à l’œil nu. Lors de l’éruption, si elle avait été placée dans de bonnes conditions par rapport à notre Terre, elle serait devenue très visible dans notre ciel de nuit.

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D’une masse d’un tiers de celle de notre Soleil, elle ne possède qu’un pour cent de sa luminosité. Pourtant son éruption équivaut à la puissance de milliers d’éruptions solaires habituelles. Très jeune, son âge est estimé à quelques centaines de millions d’années, elle est encore un enfant turbulent et colérique. Elle tourne très rapidement sur elle-même en quatre jours contre quatre semaines pour notre étoile, ce qui génère des champs magnétiques localisés 100 fois plus puissants que ceux du Soleil. Lorsqu’ils se reconnectent les uns les autres se créent alors les éruptions solaires extraordinairement puissantes.

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Dans son premier milliard d’années de vie notre Soleil a du connaître lui-aussi de tels accès de fureur. Les scientifiques se réjouissent d’avoir pu observer en direct celui de EV Lacertae car les données enregistrées permettent de mieux comprendre les processus d’évolution des étoiles et, par analogie, celle de notre Soleil dans son premier âge. « Cela nous donne une occasion en or d’étudier seconde par seconde une telle éruption et de pouvoir suivre son évolution », déclare Stephan Drake du Goddard Space Flight Center (GSFC) de la NASA

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Vu sa petite taille, les planètes orbitant autour de l’étoile, et particulièrement celles dans la zone habitable où l’eau peut subsister à l’état liquide, ont été balayées par l’éruption tuant toute possibilité de vie pour longtemps, commente Rachel Osten de l’Université du Maryland et du GSFC. Par exemple, dans de telles conditions, notre Terre aurait vu sa couche d’ozone complètement détruite et ainsi devenir sans défense face aux nocifs rayonnements ultraviolets du Soleil.

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L’enfance d’un système solaire est chaotique. L’observation d’un tel phénomène dans l’espace n’est pas facile car il faut beaucoup de chances pour les repérer rapidement et trouver les instruments adéquats. En principe Swift n’est pas prévu ni équipé pour de telles investigations. Il est plutôt destiné à rechercher les sursauts gamma d’origines extrêmement lointaines. Son grand champs d’observation et son maniement aisé se sont révélés pour l’occasion particulièrement efficaces. « Je trouve remarquable, conclut Eric Feigelson, Penn State University, qu’un satellite conçu pour observer la naissance des trous noirs dans des galaxies éloignées ait pu observer une explosion sur une étoile toute proche du Soleil »

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Sources :

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Goddard Space Flight Center, NASA

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NexScientistSPace

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Du néon dans le Triangle

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Si sur Terre nous avons l’habitude de côtoyer le néon dans notre vie urbaine, dans l’espace, curieusement, il brille par son absence, si j’ose écrire. Du moins, le néon est difficilement repérable depuis le sol. Pourtant il est, en quantité, le cinquième élément chimique de l’Univers.

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Une équipe de scientifique dirigée par le docteur Robert Rubin du NASA Ames Research Center, vient de voir le résultat de ses travaux admis à publication dans une prochaine édition des annales mensuelles de la Royal Astronomical Society.

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Ils ont mis à contribution le télescope spatial infrarouge Spitzer pour observer les régions de formation de jeunes étoiles de notre galaxie voisine M33, le Triangle, située dans la constellation du même nom, à 2,9 millions d’années lumière de nous. Cette galaxie, deux fois moins grande que notre Voie Lactée, est très active pour la création de jeunes étoiles. (voir note du 26 février 2008).

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Crédit image : Nichole King (STScI) et autres, Mayall Telescope, KPNO, NOAO, NST

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Plan large : 1 024 x 1 218 pixels

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Sur cette image réalisée en optique, (Mayall Telescope du Kitt Peak National Observatory, Tucson, Arizona), de notre galaxie voisine M33 apparaissent en magenta les régions de formation d’étoiles.

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Le spectromètre infrarouge de Spitzer est suffisamment sensible pour reconnaître les différentes formes sous lesquelles peuvent se présenter les atomes de néon dans ces régions. Les scientifiques se sont aperçus que dans ces longueurs d’ondes, le spectromètre reconnaissait aussi la présence du soufre. Les observations démontrent un rapport d’environ 16 pour les quantités comparées entre néon et soufre, rapport qui semble constant.

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Ce résultat n’est pas surprenant en tant que tel. Il correspond à le théorie : néon et soufre sont synthétisés par les étoiles au cours de leurs réactions thermonucléaires suivant les mêmes processus. Le soufre est le huitième élément le plus abondant du Cosmos.

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L’idée des scientifiques est de se servir de ce rapport néon-souffre comme d’un étalon pour mettre en perspective les différentes observations réalisées au sein des population d’étoiles, le rapport étant relativement constant tout au long de la vie d’une galaxie et quelque soit sa distance par rapport à nous.

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Ils estiment qu’il va être précieux pour aider à établir la quantité exacte de néon que contient notre Soleil par exemple, quantité qui fait l’objet de controverses dans la communauté scientifique.

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L’équipe du docteur Rubin a déjà pour prochain objectif d’observer néon et soufre dans les régions de formation d’étoiles d’une autre galaxie : NGC 6822 dite galaxie de Barnard. C’est une galaxie irrégulière, membre du groupe local, située à environ 1,8 millions d’années lumière de nous.

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Les autres auteurs de l’article (que vous pouvez découvrir en anglais en cliquant « ici ») sont Janet Simpson, Sean Colgan, Ian McNabb, Edwin Erikson, Michael Haas et Robert Citron du NASA Ames Research Center, Reginald Dufour et Gregory Brunner de Rice University, et Adalbert Pauldrach de l’Université de Munich.

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Sources :

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Spitzer Space Telescope, NASA

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Wikipédia

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Où une vue en coupe de la calotte glaciaire nord apporte quelques renseignements sur la vie sur Mars

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La revue Science vient de publier une étude sur la calotte glaciaire nord de Mars, analysée par le Shallow Radar instrument (SwRI) installé sur la sonde Mars Reconnaissance Orbiter (MRO) de la NASA. Cet instrument est un radar, le plus puissant jamais mis en orbite autour de Mars, fourni par l’agence spatiale italienne.

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Tout d’abord nous est présenté une carte relevant l’épaisseur des couches de glace composant la calotte glaciaire nord de Mars (instrument SHARAD, autre radar de MRO)

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Épaisseur de la calotte polaire nord de Mars

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Plan large : 1 152 x 1 056 pixels

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Voici maintenant une coupe transversale de la calotte glaciaire réalisée à partir des données enregistrées par le SwRI, superposée à une vue altimétrique de la même région (rouge et blanc représentent les terrains les plus élevés, vert et jaune les plus bas).

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Épaisseur de la calotte polaire nord de Mars, vue transversale

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Plan large : 1 024 x 352 pixels

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Plan très large : 2 101 x 723 pixels

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Légende :

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NPLD pour North Polar Layered Deposits (dépôts en couches nord polaire)

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BU pour unité de base des couches avec en rouge le n° des couches

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La calotte glaciaire s’étend sur environ 1 000 km de large et s’élève en ses endroits les plus épais à deux kilomètres au dessus du sol martien. Quatre zones de fines couches alternées de glaces et de poussières sont séparées par d’épaisses couches de glace pure. Elles représentent des périodes de changements climatiques dues aux variations de l’inclinaison de l’axe de rotation de Mars et de l’excentricité de son orbite autour du Soleil. Chaque période est estimée durer un million d’années. Ce qui fait un total de quatre millions d’années en accord avec les estimations théoriques précédentes.

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L’analyse des données par les scientifiques apporte une modification de la connaissance de la calotte glaciaire nord de Mars. Pour résumer : la croûte et le manteau supérieur de Mars sont plus froids qu’on ne l’estimait jusqu’à présent.

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Sur le cliché ci-dessus est bien visible à droite une ligne blanche horizontale à la base de la calotte glaciaire. Cela signifie, que contrairement à ce qui se passe sur Terre au pôle sud, le poids de la calotte glaciaire n’a pas infléchi la surface rocheuse martienne. Ce qui donne à penser que la croûte et la lithosphère (la partie solide du manteau martien) sont plus rigides que prévus. De même, par analogie avec la Terre où plus on s’enfonce dans la croute terrestre, plus la chaleur augmente, la rigidité de la surface martienne implique qu’elle est plus froide qu’on ne le croyait jusqu’à maintenant. Les couches aquifères où l’eau peut subsister à l’état liquide et entretenir des formes de vie sont donc situées à des zones beaucoup plus profondes que ce qui était espéré.

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Ce qui vient contrarier une partie des perspectives de réussite de la mission Phœnix. La sonde va se poser près du pôle nord martien le 25 mai prochain. A son programme (entre autres) le creusement d’un sillon pour le prélèvement d’échantillons situés sous la surface gelée de Mars. La plateforme est équipée du matériel nécessaire pour y détecter d’éventuelles formes de vie. Au vu des conclusions de l’article paru dans Science, si une forme de vie subsiste dans le substrat rocheux de Mars, celle-ci est située tout à fait hors de portée du bras fouisseur de Phœnix ! Réponse dans les prochains mois…

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Les principaux auteurs de l’article sont : Roger Phillips (Southwest Research Institut, Boulder, Colorado), Jeffrey Plaut et Suzanne Smrekar,(NASA, JPL, Pasadena, Californie).

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Crédit images : NASA, JPL, Université de Rome, SwRI

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Sources :

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Mars Reconnaissance Orbiter, site NASA

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Photojournal, site NASA-JPL

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Mamers Valles

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Cette nuit invitation au voyage : direction Mars.

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Tout d’abord voici une carte locale de notre région de destination : une dépression située au sud-est de Mamers Valles. Elle est l’aboutissement d’une vallée longue et sinueuse de 1 000 kilomètres, à la frontière de Deuteronilus Mensae.

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Carte locale de Mamers Valles ; crédit image : FU Berlin, MOLA

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Plan large : 925 x 1 024 pixels

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Plan très large : 1 653 x 1 830 pixels

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Nous voici à bord de la sonde Mars Express de l’ESA, le 5 août 2006, par 39° de latitude nord et 17° de longitude est. Ce cliché à été réalisé par la caméra stéréo haute résolution de la sonde (HRSC) avec une résolution au sol de l’ordre de 14 mètres par pixel.

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Mamers Valles ; crédit image : ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum)

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Plan large : 1 024 x 623 pixels

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Plan très large : 6 577 x 4 000 pixels

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Toute la dépression est marquée par des traces d’écoulement d’un matériau probablement riche en glace d’eau et ressemble fort aux reliefs laissés par le passage des glaciers sur notre Terre. La couleur foncée visible au centre du cratère est peut-être le résultat de la désagrégation du matériel local par l’érosion ou a été apporté sur place par le vent.

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Après ces quelques explications, je vous laisse vagabonder en imagination sur les deux perspectives réalisées à partir des données enregistrées par Mars Express et retravaillées par G. Neukum (le concepteur et responsable de la caméra HRSC) et son équipe de la Freie Universität Berlin.

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Mamers Valles perspective 1 ; crédit image : ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum)

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Plan large : 1 024 x 689 pixels

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Plan très large : 5 200 x 3 500 pixels

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Mamers Valles perspective 2 ; crédit image : ESA, DLR, FU Berlin (G. Neukum)

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Plan large : 1 024 x 689 pixels

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Plan très large : 5 200 x 3 500 pixels

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Source : Mars Express, site ESA

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Mise en scène pour un pulsar atypique

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Cette nuit, voici une invitation à faire connaissance avec un pulsar hors norme.

Un pulsar est, pour simplifier, le reste de l’explosion d’une étoile massive lors d’une supernova. Le cœur à vif de l’étoile est très resserré sur lui-même. Sur quelques dizaines de kilomètres, la matière est tellement dense qu’elle ne peut subsister que sous forme de particules, des neutrons. Un pulsar est donc « une étoile à neutrons ». Celui qui nous intéresse, PSR J1903+0327, fait partie d’une classe particulière de pulsars. Tournant très rapidement sur lui-même (465 fois par seconde) il est dit pulsar-milliseconde.

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Voilà pour la définition théorique des pulsars. Notre spécimen, quand à lui, fut découvert dans le cadre d’une étude globale du ciel menée en 2006 par la National Science Foundation américaine, au radiotélescope d’Arecibo à Porto Rico. Depuis, il a été suivi par Arecibo, par le Robert C. Byrd Green Bank Telescope en Virginie Occidentale, le radiotélescope Westerbork aux Pays-Bas et dans le visible par le Gemini Nord à Hawaï.

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Pourquoi un tel déploiement de moyens ? Car J1903+0327, situé à 21 000 années lumière de nous, est complètement atypique dans la famille des pulsars. Il orbite en 95 jours de façon très étrange autour de son compagnon, une étoile fort semblable à notre Soleil, et présente une masse anormalement élevée pour une étoile à neutrons.

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Crédit illustration : Bill Saxton, NRAO, AUI, NSF

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Plan large : 1 024 x 711 pixels

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Plan très large : 1 338 x 929 pixels

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Schéma montrant l’orbite elliptique du pulsar autour de son compagnon par comparaison avec l’orbite presque circulaire de la Terre autour du Soleil. Les tailles sont bien sur exagérées d’un facteur 10 à 100 000 selon les objets.

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Pour les astronomes, les pulsar-milliseconde sont accélérés par la chute de matière capturée à leur étoile-compagne. Pour se faire, ils doivent orbiter de manière très serrée autour d’elle et de façon presque circulaire. Les observations des pulsar-milliseconde montrent d’ailleurs le meilleur exemple de cercle parfait connu dans l’Univers. L’orbite de J1903+0327 est donc un mystère.

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« Nous avons trouvé un pulsar-milliseconde sur le mauvais type d’orbite autour d’un mauvais type d’étoile-compagne, commente David Champion de l’Australia Telescope National Facility, qui participe aux études sur le pulsar depuis sa découverte. Maintenant nous devons déterminer comment un tel phénomène a pu se produire. »

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Pour les scientifiques trois explications sont possibles. Que le pulsar se soit créé en tournant aussi rapidement leur semble mathématiquement tout à fait improbable.

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La deuxième possibilité prend en compte la naissance du pulsar dans un amas globulaire, un groupe serré d’étoiles. Le jeu des forces de gravité a pu le désolidariser de son compagnon d’alors pour qu’il soit ensuite capturé par une autre étoile proche, le nouveau couple étant à son tour éjecté de l’amas globulaire. Les observations rendent peu crédibles cette hypothèse, d’autant qu’aucun amas globulaire ne se trouve dans cette région de l’espace.

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Le troisième scénario serait une première pour le monde des pulsars. Il tient compte de la masse anormalement élevée de J1903+0327. Le pulsar aurait lui-même un compagnon, une naine blanche (les restes en fin de vie d’une étoile de masse similaire à celle de notre Soleil). Cette possibilité tient compte des observations du comportement du pulsar.

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« Nous avons découvert jusqu’à présent environ 50 pulsars appartenant à des couples d’étoiles, voici le premier pulsar appartenant à un triplet d’étoiles » commente Scott Ransom du National Radio Astronomy Observatory. « Il s’agit-là d’un objet fascinant qui a beaucoup à nous apprendre pour l’astrophysique. Il va être passionnant de rechercher profondément les raisons qui ont pu permettre l’apparition d’un tel mystère » ajoute Champion.

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L’équipe internationale d’astronomes est en train de mettre au point les futurs programmes de recherches pour essayer de valider leurs hypothèses. Dans la gamme infrarouge : pour déterminer le statut exact de l’étoile déjà observée par rapport au pulsar-milliseconde et dans le domaine des ondes radio : pour préciser les orbites et le déplacement du système dans l’espace.

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L’enquête est déjà en cours à Arecibo. Et Jim Cordes, (Cornell University, coordinateur des programmes et du gros volume des renseignements apportés par les observations) de conclure : « il est presque certain que les surprises ne manqueront pas ! »

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Source : NRAO

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Où, des rayons X à la radio, nous est dévoilée la plus jeune supernova connue !

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Deux articles signés par la même équipe d’astronomes (David A. Green du Cavendish Laboratory, Cambrige, UK - Stephen P. Reynolds et Kasimierz J. Borkowski, tous deux du Department of Physics, North Carolina State University, Raleigh – Una Hwang, Ilana Harrus, et Robert Petre, les trois du Goddard Space Flight Center, NASA) vont être publiés : l’un par les annales mensuelles de la Royal Astronomical Society, l’autre par les Astrophysical Journal Letters. Ils annoncent la découverte de la plus récente supernova de notre galaxie.

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G1.9+0,3 et sa situation dans le plan galactique ; crédit image : Axel Mellinger, Chandra

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Plan large : 1 200 x 800 pixels

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L’histoire débute en 1985 quand Green utilisant le radiotélescope VLA (Very Large Array) de la NRAO, découvre, près du centre galactique, à 28 000 années lumière de nous dans la constellation du Sagittaire, les restes de l’explosion d’une supernova. Très petits, la supernova, dénommée G1.9+0,3, est estimée alors être âgée d’environ 400 jusqu’à un millier d’années.

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En 2007, l’objet est ciblé cette fois dans la gamme des rayons X pour 14 heures d’observations par le télescope spatial Chandra de la NASA. A la grande surprise de Reynolds, qui mène l’étude, l’objet apparaît 16 % plus étendu que sur les images du VLA réalisée 22 ans plus tôt. Il fallait revoir l’âge de la supernova.

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Des observations complémentaires ont été effectuées récemment par le VLA. Conclusion : G1.9+0,3 est estimé n’avoir seulement que 140 ans devançant ainsi la dernière supernova intra-galactique repérée dans les annales humaines : Cassiopeia A vers 1680 (Voir dernière note sur Cassiopée A du 20 décembre 2007).

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G1.9+0,3 vu aux rayons X et en fréquences radio ; crédit image : NASA, CXC, NSF, NRAO, VLA et autres

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Plan large : 720 x 720 pixels

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Sur cette image composite sont figurés les enregistrements radio réalisés par le VLA en 1985 en bleu et ceux de 2008 en jaune ; les rayons X par Chandra en orange. La différence de taille entre les images apporte la preuve de l’expansion de la supernova et permet le calcul de son âge estimé à environ 140 ans

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Si les astronomes observent très facilement des supernovae dans les autres galaxies jusqu’à des distances très lointaines de l’Univers, curieusement celles situées dans notre Voie Lactée sont rares, loin des trois par siècle prédites par la théorie. A tel point que les scientifiques envisagent des théories pouvant expliquer pourquoi les supernovae sont moins nombreuses dans notre galaxie que dans le reste de l’Univers.

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L’éclat lumineux de l’explosion d’une supernova ne passe pas inaperçu surtout à une distance aussi faible. Pourtant les annales ne mentionnent aucun événement particulier dans le ciel de cette époque. Si la lumière de l’explosion disparaît au bout de quelques jours, son souffle reste visible pendant des milliers d’années dans les gammes des rayons X et des ondes radio. Les scientifiques expliquent l’anonymat de G1.9+0,3 par sa situation très proche du centre galactique. Son flash a été éteint par les épais nuages de gaz et de poussières qui nous séparent du centre de notre Voie Lactée.

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La découverte est importante tout d’abord pour l’explication du nombre restreint de supernovae récentes. Il devient inutile d’ébaucher des théories compliquées alors qu’elles sont tout simplement cachées par la matière même de la Voie Lactée que nous ne pouvons observer que par la tranche et non de l’extérieur.

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Ensuite, les chercheurs ont l’occasion ainsi d’étudier en direct pour la première fois une supernova adolescente, alors que d’habitude ils observent des bébés supernovae dans les autres galaxies ou des supernovae plus anciennes plus proches de nous. Et comme toute nouvelle découverte, les surprises ne manquent pas et aboutissent à de nouveaux questionnements. En effet, les vitesses de déplacement des débris et l’extrême énergie des particules émises sont sans précédent avec tout ce qui a été enregistré jusqu’à présent dans notre galaxie.

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Longtemps ignoré, G1.9+0,3 va maintenant être souvent à la une de l’actualité astronomique !

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Sources principales :

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Chandra X-ray Observatory

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National Radio Astronomy Observatory

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Mercure : cratère Basho

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Crédit image : NASA, JHUAPL, Carnegie

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Plan large : 1 018 x 1 024 pixels

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Si le cratère Basho ne possède qu’un cratère large de 80 km seulement, il est facilement reconnaissable sur la surface de Mercure par la série de rayons lumineux qui émanent de lui. Déjà la sonde Mariner 10 avait repéré la présence d’un halo de matériau sombre l’entourant, cercle que l’on peut voir en bas à droite sur ce cliché pris par la sonde Messenger lors du survol du 14 janvier 2008. Les scientifiques essaient actuellement d’en déterminer la composition.

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Le cratère a été dénommé ainsi pour rendre hommage au poète japonais du XVII ème siècle Matsuo Basho, célèbre pour l’écriture de courts poèmes : les haïku !

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Source : site Messenger

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Sur les traces de l’Escargot de Xanadu

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Aujourd’hui, 12 mai 2008, la sonde Cassini effectue son 43 ème survol de la plus grosse lune de Saturne, Titan, à une altitude d’environ 1000km.

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Entre autre, au programme de la sonde, le radar devra continuer son travail de cartographie d’une région apparemment très brillante située dans la zone équatoriale de Titan : Xanadu.

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Plan large : 845 x 574 pixels

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Voici Xanadu tel qu’il a été enregistré par le radar lors du survol du 30 avril 2006. Le cliché couvre une zone de 230 kilomètres de large pour 340 kilomètres de longueur, le plus petit détail visible a une résolution d’environ 500 mètres.

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Ce sont bien des canaux que nous pouvons voir serpenter et se croiser. A la différence de notre Terre, vu les conditions physiques, ils ne peuvent avoir été formés par des écoulements d’eau mais uniquement par ceux d’éthane liquide !

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Au cours du survol, les scientifiques espèrent obtenir plus de détails de régions particulières de Xanadu, dont Tortola Facula, surnommée l’Escargot, suspectée d’être une zone de cryo-volcanisme.

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Crédit image : NASA, JPL

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Source : site Cassini-Huygens, site NASA

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